Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu
 
Na saite
Astrometriya
Astronomicheskie instrumenty
Astronomicheskoe obrazovanie
Astrofizika
Istoriya astronomii
Kosmonavtika, issledovanie kosmosa
Lyubitel'skaya astronomiya
Planety i Solnechnaya sistema
Solnce

Solnechnaya korona

- samaya vneshnyaya chast' solnechnoi atmosfery. Ona proslezhivaetsya fakticheski ot kraya solnechnogo diska (limba) do rasstoyanii v desyatki $R_\odot$ i postepenno rasseivaetsya v mezhplanetnom prostranstve. Yarkost' korony ochen' mala (ok. 10-6 yarkosti fotosfery) i rezko (v 103 raz na rasstoyanii $\approx 2R_\odot$) spadaet pri udalenii ot limba. Poetomu izluchenie korony, obychno teryayusheesya v arsseyannom svete neba bliz Solnca (v t.n. okolosolnechnom oreole, ris. 1), mozhet registrirovat'sya libo vo vremya polnyh solnechnyh zatmenii, libo vne zatmenii pri pomoshi spec. vne zatmennyh koronografov, ustanavlivaemyh vysoko v gorah, gde yarkost' oreola nichtozhna. Pri nablyudeniyah iz kosmosa S.k. mozhno issledovat' neposredstvenno na diske Solnca v rentg. oblasti spektra, gde izluchenie fotosfery otsutstvuet.

Ris. 1. Sravnenie intensivnosti izlucheniya razlichnyh
komponentov (K, L, F) solnechnoi korony s yarkost'yu neba
bliz Solnca vne i vo vremya zatmeniya. Po osi absciss
otlozheno rasstoyanie ot Solnca v $R_\odot$, po osi ordinat -
logarifmy intensivnosti izlucheniya v otnositel'nyh
edinicah.
V izluchenii S.k. mozhno vydelit' sleduyushie komponenty. 1) L-korona: zapreshennye spektral'nye linii vysokoionizovannyh atomov FeX - FeXIV, NiXII - NiXVI, CaXII - CaXV; samymi yarkimi liniyami yavlyayutsya: zelenaya liniya FeXIV s $\lambda=5303 $\AA, krasnaya liniya FeX s $\lambda=6374 $\AA. Linii nablyudayutsya tol'ko vo vnutr. korone, do $0,5 R_\odot$ ot limba (pri zatmenii - $1 R_\odot$). Poskol'ku energiya, izluchaemaya v linii, skoncentrirovana v intervale dlin voln $\sim 1$ \AA, intensivnost' v centrah koronal'nyh linii primerno v 1000 raz bol'she intensivnosti nepreryvnogo spektra korony. 2) K-korona: nepreryvnoe izluchenie - rasseyannyi na svobodnyh elektronah korony svet fotosfery. Pri rasseyanii izluchenie polyarizuetsya, stepen' polyarizacii dostigaet 40-50%. Linii poglosheniya spektra fotosfery v K-korone okazyvayutsya absolyutno razmytymi vsledstvie togo, chto pri rasseiyanii na bystryh elektronah chastota fotonov izmenyaetsya iz-za effekta Doplera. 3) F-korona: nepreryvnoe izluchenie s liniyami poglosheniya, poyavlenie k-rogo svyazano s difrakciei solnechnogo izlucheniya na pylevyh chasticah, nahodyashihsya mezhdu Solncem i orbitoi Zemli. Teplovoe izluchenie samoi pyli, pereizluchayushei pogloshennuyu solnechnuyu energiyu, proyavlyaetsya v povyshenii yarkosti pri $\lambda=2,2$ mkm na rasstoyanii $4-10 R_\odot$ bliz ekvatorial'noi ploskosti (lokal'naya F-korona). Eta chast' s S.k. fizicheski ne svyazana. Izucheny takzhe generiruyushiesya v korone nepreryvnoe radioizluchenie v metrovom diapazone dlin voln (sm. Radioizluchenie Solnca) i mnogochislennye razreshennye linii vysokoionizovannyh atomov v oblasti spektra $\lambda<$400 \AA.

Korona predstavlyaet soboi oblast', zapolnennuyu razrezhennoi plazmoi s temp-roi $T\approx 2\cdot 10^6$ K. O prichinah, obuslovlivayushih bolee vysokoe znachenie temp-ry korony po sravneniyu s hromosferoi i fotosferoi, sm. v st. Solnce. Utochnenie ocenki temp-ry S.k. provoditsya ryadom nezavisimyh metodov: po analizu sostoyaniya ionizacii koronal'nogo gaza, po shirinam linii, po harakteru spada plotnosti s vysotoi, po rentg. i radioizlucheniyu. Osobo sleduet otmetit', chto kromezapreshennyh linii tipa nablyudavshihsya ranee v vidimoi olasti, v diapazon 400-10\AA popadayut mnogochisl. razreshennye linii (ris. 2) ionov v osnovnom s 1-3 eelktronami nad zapolnennoi obolochkoi. Po etim liniyam opredelyayut znachenie temp-ry v razlichnyh oblastyah korony. Dlya ryada ionov v myagkoi rentg. oblasti nablyudayutsya vse perehody s blizhaishih verhnih urovnei energii na osnovnoi, t.n. rezonansnaya, satellitnaya i sil'no zapreshennaya linii. Satellitnaya liniya, voznikayushaya v osnovnom pri dielektronnyh rekombinaciyah, analogichna rezonansnoi, no izluchaetsya v prisutstvii eshe odnogo elektrona na odnom iz verhnih urovnei. Odnovremennoe nablyudenie linii ukazannyh treh tipov vozmozhno lish' v goryachei i ochen' razrezhennoi plazme, i otnoshenie ih intensivnostei ispol'zuetsya dlya opredeleniya fiz. uslovii v toi oblasti S.k., gde izluchenie generiruetsya.

Ris. 2. Spektr Solnca, poluchennyi 28 noyabrya 1970 g.
na rakete "Vertikal'-1" (SSSR). Pri dovol'no nizkoi
aktivnosti Solnca vpervye zaregistrirovany linii
8,4 \AA (Mg XII) i 9,2 \AA (Mg XI). Iz otnosheniya
intensivnosti etih linii sleduet, chto znachenie temperatury
v oblasti nad razvitymi pyatnami $\simeq 4,5$ mln. K.
Intensivnost' opredelyalas' po chislu impul'sov v 1 s,
registriruemyh schetchikom rentgenovskih fotonov.
Ocenka plotnosti plazmy S.k. pryamo vytekaet iz yarkosti K-korony. Deistvitel'no, odin svobodnyi elektron rasseivaet maluyu dolyu ($0,66\cdot 10^{-24}$) ot kolichestva izlucheniya, padayushego na ploshadku v 1 sm2 (sm. Tomsonovskoe rasseyanie). T.k. u korony yarkost' v 1 mln. raz men'she, chem u fotosfery, eto oznachaet, chto v korone v stolbike secheniem 1 sm2 vdol' lucha zreniya nahoditsya 10-6/10-24=1018 svobodnyh elektronov. Prinimaya dlya S.k. harakternuyu protyazhennost' - shkalu vysot ~1010 sm (eto sleduet iz ukazannogo vyshe tempa umen'sheniya yarkosti s vysotoi), poluchaem, chto v 1 sm3 soderzhitsya 1018/1010=108 svobodnyh elektronov. V silu elektroneitral'nosti plazmy plotnost' ionov (v osnovnom protonov) dolzhna byt' takoi zhe. Nad polyusami vo vnutr. korone pri nevysokoi solnechnoi aktivnosti plotnost' elektronov v 1,5-2 raz men'she, chem nad ekvatorom, i gorazdo bystree umen'shaetsya s vysotoi.

Ris. 3. Fotografiya solnechnoi korony, poluchennaya
(7 marta 1970 g.) s fil'trom, sglazhivayushim bol'shie
razlichiya yarkosti vnutrennei i vneshnei korony.
Otchetlivo vidny shlemovidnye obrazovaniya (opahala),
perehodyashie v koronal'nye luchi.
V period minimuma aktivnosti razlichie ekvatorial'nyh i polyarnyh oblastei rezko vyrazheno:osn. svechenie ishodit iz ekvatorial'nyh oblastei, nad polyusami na sravnitel'no nizkih vysotah nablyudayutsya tonkie luchi - t.n. koronal'nye shetochki. Na fotografiyah Solnca v etot period korona vyglyadit sil'no szhatoi. Postepenno (cherez 1-2 goda) nad centrami aktivnosti v sr. shirotah razvivayutsya kondensacii s arochnoi strukturoi - moshnye koronal'nye luchi, prostirayushiesya na rasstoyanie mnogih radiusov Solnca. V etoi korone promezhutochnogo tipa (ris. 3) koronal'nye shetochki nad oboimi ili odnim polyusom eshe sohranyayutsya. Nakonec, v period maksimuma aktivnosti vsya S.k. okazyvaetsya vozmushennoi, a ee forma - blizkoi k sfericheskoi.

Ris.4. Fotografii Solnca, poluchennye 20 maya 1966 g.
s rakety "Aerobi" (SShA): a - v zhestkih rentgenovskih
luchah ($\lambda=3-11$ \AA), b - v luchah s $\lambda=8-20$ \AA, v -
v myagkih rentgenovskih luchah ($\lambda=27-40$ \AA), g -
v vodorodnoi linii $H_\alpha$. Zhestkoe izluchenie
svyazano s razvitymi gruppami pyaten, myagkoe - s
koronal'nymi kondensaciyami, imeyushimi temperaturu
$T\simeq$2,5 mln. K.
Na rentg. izobrazheniyah korony otchetlivo vyyavlyayutsya: yarkie istochniki (razmerami v nesk. uglovyh minut) nad aktivnymi oblastyami (ris. 4), razbrosannye po vsemu disku yarkie tochki razmerami menee 30", uchastki ponizhennoi yarkosti - koronal'nye dyry. Istochniki nad centrami aktivnosti (flokulami, pyatnami) naz. koronal'nymi kondensaciyami. V nih plotnost' plazmy v nesk. raz vyshe po sravneniyu so spokoinoi koronoi (na odinakovyh vysotah). Vnutri kondensacii, svyazannyh s bol'shimi gruppami colnechnyh pyaten, a takzhe pri razvitii lyubyh nestacionarnyh processov (rozhdenii novoi gruppy pyaten, vybrose eruptivnyh protuberancev, vspyshkah na Solnce) poyavlyaetsya plazma s temp-roi, prevyshayushei sr. znachenie $\approx 2\cdot 10^6$ K. Vne vspyshek lish' ves'ma nebol'shoe kolichestvo veshestva razogrevaetsya do T ~ 107 K. Pri vspyshkah obrazuetsya bol'shoe koronal'noe oblako s $T=(2-3)\cdot 10^7$ K (inogda do 108 K). Imenno povyshenie temp-ry pri odnovrem. uvelichenii plotnosti i ob'yasnyaet bol'shuyu yarkost' etih obrazovanii v rentg. diapazone.

Ionizovannyi goryachii koronal'nyi gaz okazyvaetsya sosredotochennym preimushestvenno v otdel'nyh arkah, trubkah, k-rye sozdayutsya vyhodyashimi v koronu magn. polyami. Sistemy nizkih arok soedinyayut uchastki s protivopolozhno napravlennymi sil'nymi magn. polyami vnutri aktivnoi oblasti, vysokie sistemy arok svyazyvayut protyazhennye uchastki slabyh fonovyh polei. Chasto v svete otdel'nyh emissionnyh linii i v belom svete vydelyayutsya bliz ekvatora arki, soedinyayushie uchastki razlichnoi polyarnosti v raznyh polushariyah (ris. 5). Nad granicami razdela polyarnostei fonovyh magn. polei sushestvuyut sistemy vysokih petel'. Forma opahal ("lukovic", ris. 3), perehodyashih v moshnye koronal'nye luchi, pokazyvaet, chto vliyanie polya skazyvaetsya po krainei mere do rasstoyanii poryadka nesk. $R_\odot$.

Ris. 5. a - fotografiya solnechnoi korony promezhutochnogo tipa,
poluchennaya 12 noyabrya 1966 g.; b - sturktura magnitnogo polya
korony v to zhe vremya (chernye linii - silovye linii magnitnogo
polya Solnca).
Te uchastki vnutr. korony, gde magn. silovye linii uhodyat v mezhplanetnoe prostranstvo, lisheny arochnyh struktur. Eto i est' koronal'nye dyry, zanimayushie obychno polyarnye shapki i lish' inogda, na faze spada 11-letnih ciklov, opuskayushiesya nanizkie shiroty i dazhe peresekayushie ekvator.

S.k., v otlichie ot sostoyashei iz otdel'nyh strui solnechnoi hromosfery, predstavlyaetsya obrazovaniem, lishennym vbliziSolnca moshnyh krupnomasshtabnyh dvizhenii. Tol'ko inogda v kondensaciyah nablyudayutsya dvizheniya arok so skorostyami $\approx 5$ km/s, bolee moshnye potoki (100-1000 km/s) svyazany tol'ko so vspyshkami na Solnce. No vo vnesh. korone chislo proyavlenii nestacionarnyh dvizhenii vozrastaet: krome potokov, obuslovlennyh vspyshkami, nablyudaetsya bol'shoe chislo t.n. koronal'nyh tranzientov - dvizhushihsya oblakov, udarnyh voln, svyazannyh s eruptivnymi protuberancami. Na rasstoyaniyah $3-4 R_\odot$ postepenno formiruetsya potok chastic, uhdyashih ot Solnca (colnechnyi veter).

Dlya obrazovaniya korony neobhodim nagrev koronal'nogo gaza. On mozhet byt' svyazan s dissipaciei voln ili magn. polya, tormozheniem uskorennyh elektronov v korone. V petlyah (zakrytyh magn. strukturah) temp-ra plazmy opredelyaetsyaiz balansa nagreva i radiac. poter'. Sushestvennym okazyvaetsya process, pri k-rom teplovoi potok, napravlennyi iz vershiny trubki vniz, v ee osnovanie, "isparyaet" chast' plotnogo gaza,k-ryi zatem zapolnyaet vsyu trubku. V koronal'nyh dyrah, gde magn. pole pochti ne meshaet uhodu chastic, energiya nagreva v osnovnom rashoduetsya na uskorenie solnechnogo vetra. Plotnost' plazmy v dyrah okazyvaetsya ponizhennoi, i temp-ra ustanavlivaetsya na urovne $\approx 1,5\cdot 10^6$ K, opredelyaemom balansom sily gravitacii i sily, uskoryayushei protony.

Lit. sm. pri st. Solnce.

(M.A. Livshic)


Glossarii Astronet.ru


A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya 
Publikacii s klyuchevymi slovami: Solnechnaya korona - Solnechnaya atmosfera
Publikacii so slovami: Solnechnaya korona - Solnechnaya atmosfera
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >>

Ocenka: 2.4 [golosov: 81]
 
O reitinge
Versiya dlya pechati Raspechatat'

Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya